블랙홀은 무엇이며 우리는 어떻게 발견 했습니까?

블랙홀은 천체 물리학에서 일상적인 상상력으로 탈출했습니다. 그러나 그들의 본성에 대한 우리의 지식과 심지어는 그들의 존재가 상당하다.

블랙홀은 관찰이 아니라 이론에서 태어났습니다. 우리는 맑은 밤하늘을 바라 볼 수있는 한 기존의 별에 대해 알고 있습니다.

그러나 아무도 블랙홀을 본 적이 없습니다. 대신, 그들은 그러한 것이 있는지 확인할 방법이 없었을 때 존재할 것으로 예상되었습니다. 그리고 그 예측은 한 번이 아니라 두 번 일어났습니다.

블랙홀을 처음 공부 한 사람은 누구였습니까?

이 문제에 대한 최초의 영감을받은 생각은 18 세기에 돌아 왔습니다. 자신이 '다크 스타'라고 부르는 것을 꿈꾸는 사람은 나중에 성직자가 된 케임브리지 과학자 인 존 미첼이었습니다. 그의 직사각에서 그는 그 개념을 생각해 내고 당시 최신 과학의 두 가지 주요 아이디어를 결합했습니다.

하나는 탈출 속도였습니다. Michell은 총알이 공중으로 똑바로 쳐 질 때 총을 떠나면 두 개의 힘이 작용한다는 것을 알고있었습니다. 공기 저항과 중력.

그것이 높아짐에 따라이 두 힘은 약화됩니다. 공기가 더 얇아지고 뉴턴이 명확 해짐에 따라 중력의 매력은 관련된 신체의 중심 사이의 거리의 정사각형으로 떨어집니다.이 경우 총알과 지구.

블랙홀에 대해 자세히 알아보십시오 :

• 가능한 블랙홀 충돌에서 볼 수있는 빛의 플래시
• 신비한 물체는 가장 작은 블랙홀 일 수 있습니다
• 연구원들은 '매우 이상한'블랙홀 물리학을 확인합니다

Michell의 날의 검은 가루 총의 전형적인 총알은 초당 300 미터까지 빠르게 이동할 수 있습니다. 그러나이 인상적인 속도에도 불구하고, 느리게 행동하는 힘은 총알을 다시 지구로 가져 왔습니다.

그러나 Michell은 약 37 배 더 빨리 여행하는 총알이 지구의 매력을 극복하고 우주로 날아갈 수 있다는 것을 알고있었습니다. 탈출 속도를 달성했을 것입니다.

그는 덴마크의 천문학 자 Ole Rømer가 1670 년대의 발견과 결합하여 목성의 달의 타이밍에 대한 명백한 변화가 지구에서 우리에게 도달하는 데 걸리는 다양한 시간으로 인해 발생했음을 깨달았습니다.

고대부터 빛이 즉시 또는 매우 빨리 여행했는지에 대한 논쟁이있었습니다.

Rømer는 궤도에서 목성과 지구의 변화하는 상대 위치가 빛이 우리에게 도달하는 데 걸리는 시간이 다양하기 때문에 측정 가능한 속도에 대한 증거를 발견했습니다. 그는 빛의 속도를 약 220,000km/s로 계산했습니다.

다음 100 년 동안이 수치는 더 정확하게 측정되어 Michell이 ​​현재 300,000km/s에 더 가까운 작업을 수행했습니다. 그러나 구체적인 값은 중요하지 않았습니다 - 요점은 빛이 속도가 있다는 것입니다.

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유한 속도를 가진 탈출 속도와 빛의 두 개념을 결합한 Michell은 거대한 별이 빛의 속도보다 높은 탈출 속도를 가지고 있다면 어떻게 될지 궁금해했습니다. 몸이 더 많이 질량이 많을수록 탈출 속도가 높아집니다.

그러므로 원칙적으로, 빛조차도 그것을 벗어나지 않을 정도로 큰 별이있을 수 있습니다. 그런 '어두운 별'은 엄청나야 할 것입니다. 예를 들어 태양 표면의 탈출 속도는 600km 이상이지만 여전히 빛의 속도보다 훨씬 낮습니다.

Michell의 이론은 잘못된 가정에 근거한 것입니다. 빛은 중력의 힘에 의해 다른 발사체처럼 느려질 수있는 정상 입자로 구성되었다는 사실을 기반으로했습니다. 그러나이 신비한 '어두운 별'의 아이디어는 역사로 사라졌습니다.

20 세기로 빠르게 진행되고 Karl Schwarzschild는 1 차 세계 대전의 열과 공포에 대한 이론을 부활시켰다. 1915 년이었고 41 세의 독일 물리학자는 독일군과 함께 자원 봉사했습니다.

어쨌든, 아마도 주변의 황폐화에서 산만 해 지자 그는 아인슈타인의 우아한 방정식과 그의 새로운 일반적인 상대성 이론에 대해 생각할 시간을 발견했습니다.

아인슈타인의 방정식은 보편적 인 솔루션을 제공하기에는 너무 복잡하지만 Schwarzschild는 회전하지 않은 구형 신체의 특별한 경우를 위해 해결했습니다.

수학에서 나온 것은 그 몸의 모든 질량이 현재 슈워츠 차일드 반경이라고 불리는 크기의 구체로 가득 차면 시공간의 왜곡이 너무 커서 물체의 빛이 결코 탈출되지 않을 것입니다. 그 반경의 몸 주위에있는 구보다 가까운 것은 반환의 표면을 통과합니다. 블랙홀의 이벤트 지평.

그러한 몸의 가장 명백한 원천은 무너진 별입니다. 정상적인 수술에서, 별의 원자력은 중력의 당기기에 대해 그것을 보풀에 올랐다. 그러나 그 반응이 사라지기 시작하면 별의 물질은 무너질 수 있습니다.

이 붕괴는 Pauli 배제 원리라는 양자 효과에 의해 중단 될 것이며, 강렬한 조밀 한 중성자 별을 형성 할 것이라는 것이 기대입니다. 그러나 별이 태양의 질량의 약 3 배를 넘어서 충분히 방대했다면, 배제 원칙을 극복하고 붕괴는 막을 수 없을 것입니다.

원칙적으로, 블랙홀의 재료는 무한 밀도가있는 '특이성'과 무한대로 향하는 중력의 힘을 가진 '특이성'입니다.

실제로, 우리는 실제로 어떤 일이 일어날 지 알지 못합니다. 특이점은 우리의 물리학이 고장났다는 인정이기 때문입니다.

블랙홀을 어떻게 보십니까?

Schwarzschild 이후 좋은 시간 동안 블랙홀은 순전히 이론적이었습니다. 또는 최소한 붕괴 된 별은 아직 더 흥미로운 모니 커를받지 못했기 때문입니다. ‘블랙홀’은 종종 미국 물리학 자 존 휠러 (John Wheeler)에게 기인하지만 그 기원은 미스터리에 가려져있다.

이 용어는 1964 년 1 월 미국 과학 발전 협회에서 처음보고되었습니다. 누가 그것을 사용했는지는 확실하지 않지만 휠러는 곧이 용어를 집어 들고 대중화했습니다. 블랙홀을 찾는 것이 시간 낭비 일 것 같습니다.

빛을 나누지 않는 것을 어떻게 보십니까? 그러나 블랙홀의 물리학이 발전함에 따라 과학자들은 간접 경로가 가능하다는 것을 깨달았습니다.

천문학자는 구멍 자체를 볼 수 없으므로 부작용을 찾아야합니다. 물질이 회전하는 구멍으로 끌고 우주의 모든 것이 회전 할 때 마찰의 결과로 밝게 빛나고 기둥에서 독특한 '제트기'를 생성해야합니다.

그런 다음 중력 효과가 있습니다. 우리는 근처의 시체가 블랙홀의 영향을받는 것을 볼 수 있습니다. 이것은 유서 깊은 기술이며 과거에 해왕성의 존재를 추론하기 위해 사용되었습니다. 천문학 자들은 다른 행성의 궤도가 Neptune의 중력 풀에 영향을받는 방식을 연구했습니다.

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마지막으로‘호킹 방사선’이 있습니다. Stephen Hawking은 1974 년에 블랙홀이 진정으로 흑인이 될 수 없다는 것을 깨달았을 때 다른 사람만큼 자신을 놀라게했습니다.

이 아이디어는 양자 물리학, 매우 작은 것들을 지배하는 과학, 특히 '불확실성 원리'에 대한 그의 이해에서 비롯되었습니다. 이것은 국소화 된 에너지가 작은 기간에 걸쳐 크게 변동하여 양자 입자 쌍이 나타나고 관찰되기 전에 다시 사라질 수 있다고 말했다.

이것이 블랙홀의 이벤트 지평 근처에서 발생하면,이 '가상'입자 중 하나를 끌어 당기는 동안 다른 사람들은 날아갈 수 있습니다. 이 길 잃은 입자는 매혹적인 방사선을 구성합니다. 이것은 멀리 떨어진 곳에서 감지 할 수 없을 것입니다.

Schwarzschild의 솔루션 이후, 블랙홀은 태양보다 적어도 3 배의 덩어리를 가진 올바른 종류의 별에 대한 자연스러운 목적으로 보였습니다. 그러나이 특정 척도는 블랙홀 자체의 한계가 아니라 단지 형성 메커니즘입니다.

원칙적으로, 블랙홀은 현미경에서 태양의 질량의 수백만 횟수까지 모든 규모로 존재할 수 있습니다. 4 가지 범주가 있으며 그 중 2 개는 아마도 감지되었을 것입니다.

작고 완전히 가상의 스케일의 끝은 마이크로 블랙홀과 양자 블랙홀입니다. 예를 들어, 마이크로 블랙홀은 지구가 무너지면 약 9mm에 걸쳐 이벤트 지평을 형성하지만, 고맙게도이 일이 발생할 수있는 알려진 메커니즘은 없습니다.

양자 블랙홀은 약 5,000 개의 양성자의 규모에서 훨씬 작습니다. 원칙적으로, 그들은 입자 가속기에서 생산 될 수 있으며 거의 ​​즉시 부패 할 것입니다.

현재의 가속기는 하나의 비조장을 생산할 에너지가 없지만 우주에 추가 차원이 있으면 에너지 임계 값을 접근 가능한 것으로 줄일 수 있습니다.

죽어가는 별의 붕괴로 형성된 기존의 블랙홀에 대한 가장 좋은 증거는 X-ray Binaries입니다.

이 물체에서, 재료는 하나의 일반 별에서 보이지 않는별로 가속되어 엑스레이를 제공합니다. 이것은 중성자 별에서 발생할 수 있지만 '식사'스타가 태양의 질량의 약 3 배 이상을 가지고 있다면 이론적으로 블랙홀이어야합니다.

블랙홀을 함유하는 것으로 널리 인식 된 최초의 X- 선 바이너리는 Cygnus X-1이었다. 강력한 X- 레이 소스는 1964 년에 발견되었으며 1971 년 블랙홀 후보로 확인되었습니다.

바이너리의 푸른 초기 별은 X- 레이 소스에 의해 재료를 제거하고 있었는데, 태양보다 9 ~ 15 배의 덩어리가있는 것처럼 보였습니다.

1975 년에 Kip Thorne과 Stephen Hawking은 이것이 실제로 블랙홀인지 여부에 대해 내기를했습니다. '아니오'측면에서 호킹은 1990 년에 더 나은 관찰 데이터를 얻었을 때 지불했습니다.

블랙홀 기본으로 돌아 가기

1990 년 이래로 Cygnus X-1의 식별은 확실해졌습니다. 동반자 스타가 매우 크기 때문에 '소형 대상'동반자의 질량을 확신하기가 어렵 기 때문입니다.

다른 많은 후보자들은 증거가 간접적이며 실제로는 나오지 않을 수있는 중성자 별의 최대 크기에 대한 이론적 가정에 근거하지만

초대형 블랙홀은 대부분의 은하의 중심에 존재하는 것으로 생각되며, 은하의 초기 생애에서 밀집된 가스 구름이 붕괴되어 형성 될 수 있습니다.

이러한 블랙홀은 은하 형성에서 중요한 역할을 할 수 있으며, 은하계에 통합의 허브를 제공합니다. 후보자들은이 지역의 비정상적으로 높은 전자기 방출과 인근 별의 이상한 움직임 덕분에 많은 은하 센터에서 발견되었습니다.

S2라는 별은 은하수의 중심을 해왕성 궤도의 반경의 약 4 배로 궤도에 올립니다.

S2의 길에서 태양보다 약 430 만 배의 질량으로 무언가를 공전하는 것 같습니다. 이 객체는 궁수 자리 A*라는 강렬한 라디오 소스의 위치와 일치하며 현재 초대형 블랙홀을 제외하고는 이에 대한 다른 설명이 없습니다.

다른 곳에서는 별의 파괴가 단서를 제공합니다. 먼 은하에서 비정상적으로 밝은 조명 시그니처는 초대형 블랙홀에 의해 별이 찢어지는 것으로 생각됩니다.

그러나 모든 것이 확실하지 않습니다. 2014 년 연구에 따르면 블랙홀은 전혀 형성되지 않을 것이라고 제안했습니다. 저자들은 별이 무너지면서 붕괴 중에 호킹 방사선이 별의 질량을 충분히 줄여 블랙홀이 완성되지 않을 것이라고 제안합니다.

블랙홀처럼 행동하는 매우 밀도가 높은 몸이 있지만 특이점이나 이벤트 지평이 없습니다.

이 논문은 보편적으로 받아 들여지지는 않지만 블랙홀에 대한 우리의 이해가 주로 이론에 의해 어떻게 주도되는지를 보여줍니다. 현실이 무엇이든, 우리는 더 많은 놀라움을 기대할 수 있습니다.

주요 용어

제트 - 거의 빛의 속도로 가속 된 물질의 흐름은 Accretion 디스크에 직각으로 방출됩니다. 이 제트기의 원인은 불확실하지만 복잡한 자기장의 결과 일 수 있습니다.

Pauli 배제 원칙 - 이 양자 역학의 원리는 2 개의 페르미온 (아 원자 입자의 유형)이 동일한 양자 상태에있을 수 없다는 것을 입증합니다. 이로 인해 블랙홀 형성과 같은 극단적 인 조건을 제외하고는‘교환 상호 작용’이 발생합니다.

특이성 - 천체 물리학의 경우, 특이점은 중력에 의해 시공간이 너무 국부적으로 왜곡되는 수학적으로 예측 된 상태입니다.